రెడ్ జెయింట్
రెడ్ జెయింట్ అనేది నక్షత్ర పరిణామపు చివరి దశలో ఉన్న, తక్కువ లేదా మధ్యస్థ ద్రవ్యరాశి (సుమారుగా 0.3–8 సౌర ద్రవ్యరాశులు (M☉) గల ఒక ప్రకాశవంతమైన భారీ నక్షత్రం. దీని బాహ్య వాతావరణం ఉబ్బి, పలుచగా ఉంటుంది, దీనివల్ల వ్యాసార్థం పెద్దదిగా, ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత సుమారు 5,000 K [K] (4,700 °C; 8,500 °F) లేదా అంతకంటే తక్కువ ఉంటుంది. రెడ్ జెయింట్ స్వరూపం పసుపు-తెలుపు నుండి ఎరుపు-నారింజ రంగులో ఉంటుంది, ఇందులో K, M వర్ణపట రకాలు, కొన్నిసార్లు G, అలాగే S తరగతి నక్షత్రాలు, చాలా కార్బన్ నక్షత్రాలూ ఉంటాయి.
రెడ్ జెయింట్లు శక్తిని ఉత్పత్తి చేసే విధానాలు విభిన్నంగా ఉంటాయి:
- రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్ (RGB) లోని నక్షత్రాలు జడమైన హీలియం కేంద్రకం చుట్టూ ఉన్న పొరలో హైడ్రోజన్ను హీలియంగా మారుస్తూనే ఉంటాయి. [1]
- క్షితిజ సమాంతర శాఖ యొక్క చల్లని భాగంలో ఉన్న రెడ్-క్లంప్ నక్షత్రాలు వాటి కేంద్రకాలలో ట్రిపుల్-ఆల్ఫా ప్రక్రియ ద్వారా హీలియంను కార్బన్గా మారుస్తూంటాయి.[2]
- అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ (AGB) నక్షత్రాలలో క్షీణించిన కార్బన్-ఆక్సిజన్ కోర్ వెలుపల హీలియం-దహన షెల్, దానికి కొంచెం ఆవల హైడ్రోజన్-దహన షెల్లు ఉంటాయి. [3]
ప్రసిద్ధి చెందిన అనేక ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలు రెడ్ జెయింట్లే. అవి ప్రకాశవంతంగా ఉండి, మధ్యస్తంగా సర్వసాధారణంగా కనిపిస్తాయి. K0 RGB నక్షత్రమైన ఆర్క్టూరస్ 36 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉండగా, M-తరగతి జెయింట్ నక్షత్రాలలోకెల్లా అత్యంత సమీపంలో ఉన్న గాక్రక్స్ 88 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది.
రెడ్ జెయింట్లు సాధారణంగా ప్లానెటరీ నెబ్యులాను సృష్టించి, వాటి జీవిత చరమాంకంలో తెల్ల మరగుజ్జులుగా మారతాయి.
లక్షణాలు
[మార్చు].jpg)
రెడ్ జెయింట్ అనేది, దాని కేంద్రకంలోని హైడ్రోజన్ నిల్వలు అయిపోయి, కేంద్రకం చుట్టూ ఉన్న పొరలో హైడ్రోజన్ థర్మోన్యూక్లియర్ సంలీనాన్ని ప్రారంభించిన నక్షత్రం. వాటి వ్యాసార్థాలు సూర్యుని వ్యాసార్థం కంటే పదుల నుండి వందల రెట్లు ఉంటాయి. అయితే, వాటి బయటి పొరలో ఉష్ణోగ్రత తక్కువగా ఉండటం వల్ల, అవి పసుపు-నారింజ రంగులో కనిపిస్తాయి. వాటి బయటి పొరలో శక్తి సాంద్రత తక్కువగా ఉన్నప్పటికీ, వాటి భారీ పరిమాణం కారణంగా రెడ్ జెయింట్లు సూర్యుని కంటే చాలా రెట్లు ఎక్కువ ప్రకాశవంతంగా ఉంటాయి. రెడ్-జెయింట్-బ్రాంచ్ నక్షత్రాల ప్రకాశం సూర్యుని ప్రకాశం (L☉) కంటే దాదాపు మూడు వేల రెట్లు ఉంటుంది; K లేదా M స్పెక్ట్రల్ రకాల నక్షత్రాల ఉపరితల ఉష్ణోగ్రతలు 3000–4000 కెల్విన్ ఉంటాయి. (సూర్యుని ఫోటోస్పియర్ ఉష్ణోగ్రత దాదాపు 6000 కె ఉంటుంది). వీటి వ్యాసార్థం సూర్యుని వ్యాసార్థానికి (R☉) సుమారు 200 రెట్ల వరకు ఉంటుంది. క్షితిజ సమాంతర శాఖలోని నక్షత్రాలు వేడిగా ఉంటాయి. ప్రకాశం 75 L☉ చుట్టూ ఒక చిన్న పరిధిలో ఉంటుంది. అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ నక్షత్రాల ప్రకాశం, రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్లోని ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాల మాదిరిగానే ఉండి, థర్మల్ పల్సింగ్ దశ ముగిసే సమయానికి అనేక రెట్లు అధిక ప్రకాశవంతంగా ఉంటాయి.
అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ నక్షత్రాలలో CN, లేట్ CR రకాల కార్బన్ నక్షత్రాలు ఉన్నాయి. ఇవి కార్బన్, తదితర మూలకాలు ఉపరితలానికి ప్రసరించినప్పుడు ఏర్పడతాయి. ఈ ప్రక్రియను డ్రెడ్జ్-అప్ అంటారు.[4] మొదటి డ్రెడ్జ్-అప్, రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్లో హైడ్రోజన్ షెల్ బర్నింగ్ సమయంలో, కానీ ఉపరితలంపై పెద్ద మొత్తంలో కార్బన్ను ఉత్పత్తి చేయని దశలో జరుగుతుంది. రెండవ డ్రెడ్జ్-అప్ (కొన్నిసార్లు మూడవ డ్రెడ్జ్-అప్ కూడా) అసింప్టోటిక్-జెయింట్ బ్రాంచ్లో హీలియం షెల్ బర్నింగ్ సమయంలో జరుగుతుంది. తగినంత ద్రవ్యరాశి ఉన్న భారీ నక్షత్రాలలో కార్బన్ ఉపరితలానికి ప్రసరిస్తుంది.
రెడ్ జెయింట్ నక్షత్రం చిత్రాల్లో చూపినట్లు స్పష్టంగా కాకుండా, అనేక దృష్టాంతాలలో వాటి అంచు స్పష్టంగా ఉండదు. బయటి పొరలో చాలా తక్కువ ద్రవ్యరాశి సాంద్రత ఉన్న కారణంగా, అటువంటి నక్షత్రాలకు స్పష్టంగా నిర్వచించబడిన ఫోటోస్పియర్ ఉండదు. నక్షత్రపు శరీరం క్రమంగా 'కరోనా'గా మారుతుంది. అత్యంత చల్లని రెడ్ జెయింట్లకు సంక్లిష్టమైన స్పెక్ట్రా లుంటాయి. వీటిలో మాలిక్యులర్ లైన్లు, ఉద్గార లక్షణాలు, కొన్నిసార్లు, ముఖ్యంగా థర్మల్గా పల్సింగ్ చేసే AGB నక్షత్రాల నుండి, మేసర్లు ఉంటాయి. పరిశీలనల్లో రెడ్ జెయింట్ల ఫోటోస్పియర్ పైన వేడి క్రోమోస్పియర్ ఉంటుందని కూడా తేలింది.[5] ఇక్కడ క్రోమోస్పియర్లు ఏర్పడటానికి తాపన యంత్రాంగాలను పరిశోధించడానికి రెడ్ జెయింట్ల 3D అనుకరణలు అవసరం.
రెడ్ జెయింట్ల మరొక ముఖ్యమైన లక్షణం ఏమిటంటే, సూర్యుని వంటి నక్షత్రాల ఫోటోస్పియర్లలో పెద్ద సంఖ్యలో చిన్న ఉష్ణప్రసరణ కణాలు (సౌర కణాలు) ఉంటాయి. కానీ రెడ్ జెయింట్ల ఫోటోస్పియర్లలో, అలాగే ఎర్ర సూపర్జెయింట్ల ఫోటోస్పియర్లలో పెద్ద కణాలు కొద్ది సంఖ్యలో మాత్రమే ఉంటాయి. ఈ లక్షణాలే రెండు రకాల నక్షత్రాలలో సర్వసాధారణంగా కనిపించే ప్రకాశంలోని వైవిధ్యాలకు కారణమవుతాయి.[6]
పరిణామం
[మార్చు].jpg)
సుమారు 0.3 M☉నుండి 8 M☉ వరకు ద్రవ్యరాశి కలిగిన మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రాలు పరిణామం చెంది రెడ్ జెయింట్లుగా ఏర్పడతాయి.[7] నక్షత్రాల మధ్య మాధ్యమంలో కుప్పకూలుతున్న అణు మేఘం నుండి ఒక నక్షత్రం పుట్టినప్పుడు, అందులో ప్రధానంగా హైడ్రోజన్ హీలియంలు ఉంటాయి. స్వల్ప పరిమాణంలో "లోహాలు" ఉంటాయి (ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రంలో హైడ్రోజన్, హీలియం కాకుండా మిగిలిన అన్ని మూలకాలనూ లోహాలే అంటారు). ఈ మూలకాలన్నీ నక్షత్రం అంతటా ఏకరీతిగా కలిసి ఉంటాయి. నక్షత్రపు కేంద్రకం హైడ్రోజన్-1 (ప్రధాన ఐసోటోప్) ను సంలీనం చేయడం ప్రారంభించడానికి తగినంత ఉష్ణోగ్రతకు (కొన్ని మిలియన్ల కెల్విన్లు) చేరుకుని, జలస్థితిక సమతుల్యతకు చేరుకున్నప్పుడు, ఆ నక్షత్రం మెయిన్ సీక్వెన్స్ లోకి "ప్రవేశిస్తుంది". (ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రంలో, నక్షత్రాల్లో జరిగే కేంద్రక సంలీనాన్ని తరచుగా "దహనం" అని, హైడ్రోజన్ సంలీనాన్ని కొన్నిసార్లు " హైడ్రోజన్ దహనం " అనీ అంటారు.). నక్షత్రం దాని మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితకాలంలో, కేంద్రకంలోని హైడ్రోజన్ను నెమ్మదిగా హీలియంగా సంలీనం చేస్తుంది; కేంద్రకంలోని దాదాపు హైడ్రోజన్ అంతా సంలీనం అయినప్పుడు దాని మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితం ముగుస్తుంది. సూర్యునికి, మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితకాలం సుమారుగా 1000 కోట్ల సంవత్సరాలు. ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు వాటి ఇంధనాన్ని నిష్పత్తికి మించి చాలా వేగంగా దహిస్తాయి, అందువల్ల వీటి జీవితకాలం తక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాల కంటే తక్కువ ఉంటుంది.[8]
నక్షత్రం దాని కేంద్రకంలోని హైడ్రోజన్ ఇంధనాన్ని చాలా వరకు ఖాళీ చేసినప్పుడు, కేంద్రకంలోని అణుచర్యల రేటు తగ్గుతుంది. అందువల్ల కేంద్రకం ఉత్పత్తి చేసే రేడియేషన్, ఉష్ణ పీడనం కూడా తగ్గుతాయి. నక్షత్రాన్ని గురుత్వాకర్షణ సంకోచం నుండి కాపాడేవి ఇవే. ఇవి తగ్గినపుడు గురుత్వాకర్షణ కారణంగా నక్షత్రం మరింత సంకోచిస్తుంది. దాంతో నక్షత్రం లోపల పీడనాలు, తద్వారా ఉష్ణోగ్రతలూ పెరుగుతాయి. (ఆదర్శ వాయు నియమం ప్రకారం). చివరికి కేంద్రకం చుట్టూ ఉన్న ఒక "షెల్" పొర హైడ్రోజన్ను సంలీనం చేయడానికి తగినంత ఉష్ణోగ్రతలకు చేరుకుంటుంది. తద్వారా దాని స్వంత రేడియేషన్ను, ఉష్ణ పీడనాన్ని ఉత్పత్తి చేస్తుంది. ఇవి నక్షత్రపు బయటి పొరలను "తిరిగి ఉబ్బేలా" చేసి, అవి విస్తరించడానికి కారణమవుతాయి.[9] హైడ్రోజన్ను మండించే ఈ షెల్, అద్దం సూత్రం అనే పరిస్థితికి దారితీస్తుంది: షెల్ లోపల ఉన్న కేంద్రకం సంకోచించినప్పుడు, షెల్ వెలుపల ఉన్న నక్షత్రపు పొరలు తప్పనిసరిగా విస్తరించాలి. దీనికి కారణమయ్యే వివరణాత్మక భౌతిక ప్రక్రియలు సంక్లిష్టమైనవి. అయినప్పటికీ, షెల్ నిర్మాణం ఉన్న నక్షత్రంలో గురుత్వాకర్షణ, ఉష్ణ శక్తి యొక్క ఏకకాల పరిరక్షణను సంతృప్తి పరచడానికి ఈ ప్రవర్తన అవసరం. సంలీనం జరగకపోవడం వల్ల నక్షత్ర కేంద్రకం సంకోచించి వేడెక్కుతుంది. అందువల్ల (అద్దం సూత్రాన్ని అనుసరించి) నక్షత్రపు బయటి పొరలు బాగా వ్యాకోచించి, షెల్ సంలీనం నుండి వచ్చే అదనపు శక్తిలో ఎక్కువ భాగాన్ని గ్రహిస్తాయి. ఈ చల్లబడటం, వ్యాకోచించడం జరిగే ప్రక్రియనే సబ్జయింట్ దశ అంటారు. నక్షత్రపు బాహ్య పొర తగినంతగా చల్లబడినప్పుడు అది సంవహనంగా మారి, నక్షత్రం వ్యాకోచించడం ఆగిపోతుంది, దాని ప్రకాశం పెరగడం ప్రారంభమవుతుంది. నక్షత్రం హెర్ట్జ్స్ప్రంగ్-రస్సెల్ (H-R) రేఖాచిత్రంలో రెడ్-జయింట్ శాఖలోకి ప్రవేశిస్తుంది.[8][10]
ఒక నక్షత్రం రెడ్-జెయింట్ శాఖ వెంట ప్రయాణించే పరిణామ మార్గం ఆ నక్షత్రపు ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటుంది. సూర్యుడు, సుమారు 2 M☉ కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాల విషయంలో,[11] కేంద్రకం తగినంత సాంద్రంగా మారుతుంది. దీనివల్ల ఎలక్ట్రాన్ క్షీణత పీడనం అది మరింతగా కుప్పకూలడాన్ని నిరోధిస్తుంది. కేంద్రకం క్షీణించిన తర్వాత, అది సుమారుగా 1×108 కె ఉష్ణోగ్రతకు చేరుకునే వరకు వేడెక్కుతూనే ఉంటుంది. ట్రిపుల్-ఆల్ఫా ప్రక్రియ ద్వారా హీలియంను కార్బన్గా సంలీనం చేయడానికి అవసరమైనంత వేడి ఇది. క్షీణించిన కేంద్రకం ఈ ఉష్ణోగ్రతకు చేరుకున్న తర్వాత, మొత్తం కేంద్రకం దాదాపు ఏకకాలంలో హీలియం సంలీనాన్ని ప్రారంభిస్తుంది, దీనిని హీలియం ఫ్లాష్ అంటారు. ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలలో, కుప్పకూలుతున్న కేంద్రకం క్షీణించడానికి తగినంత సాంద్రతను పొందకముందే ఈ ఉష్ణోగ్రతలకు చేరుకుంటాయి. కాబట్టి హీలియం సంలీనం చాలా సజావుగా ప్రారంభమవుతుంది, హీలియం ఫ్లాష్ను ఉత్పత్తి చేయవు. [8] నక్షత్ర జీవితంలోని కేంద్రక హీలియం సంలీన దశను లోహ-రహిత నక్షత్రాలలో క్షితిజ సమాంతర శాఖ అని పిలుస్తారు. ఎందుకంటే ఈ నక్షత్రాలు అనేక నక్షత్ర సమూహాల H–R రేఖాచిత్రంలో దాదాపు క్షితిజ సమాంతర రేఖపై ఉంటాయి. లోహ-సమృద్ధి గల హీలియం-సంలీన నక్షత్రాలు బదులుగా H–R రేఖాచిత్రంలో రెడ్ క్లమ్ప్ అని పిలువబడే దానిపై ఉంటాయి.[12]
కేంద్రకంలోని హీలియం అయిపోయినప్పుడు, నక్షత్రం మరోసారి కుప్పకూలినప్పుడు ఇదే విధమైన ప్రక్రియ జరుగుతుంది, దీనివల్ల ఒక పొరలోని హీలియం సంలీనం చెందడం ప్రారంభమవుతుంది. అదే సమయంలో, మండుతున్న హీలియం పొరకు సరిగ్గా వెలుపల ఉన్న పొరలో హైడ్రోజన్ సంలీనం చెందడం ప్రారంభించవచ్చు. ఇది నక్షత్రాన్ని అసింప్టోటిక్ జెయింట్ బ్రాంచ్లోకి, అంటే రెండవ రెడ్-జెయింట్ దశలోకి తీసుకువస్తుంది. హీలియం సంలీనం ఫలితంగా కార్బన్-ఆక్సిజన్ కేంద్రకం ఏర్పడుతుంది. సుమారు 8 M☉ కంటే తక్కువ ఉన్న నక్షత్రం దాని క్షీణించిన కార్బన్-ఆక్సిజన్ కేంద్రకంలో సంలీనాన్ని ఎప్పటికీ ప్రారంభించదు. అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ దశ చివరిలో నక్షత్రం దాని బయటి పొరలను బయటకు విసిరివేస్తుంది. నక్షత్రపు కేంద్రకం బహిర్గతమై ఒక గ్రహ నిహారికను ఏర్పరుస్తుంది. చివరికి అది ఒక తెల్ల మరగుజ్జుగా మారుతుంది. బయటి ద్రవ్యరాశిని బయటకు విసిరివేయడం, గ్రహ నిహారికను సృష్టించడం నక్షత్ర పరిణామంలోని రెడ్-జెయింట్ దశను చివరకు ముగిస్తుంది.[8] ఒక సౌర ద్రవ్యరాశి నక్షత్రానికి రెడ్-జెయింట్ దశ సాధారణంగా మొత్తం మీద 100 కోట్ల సంవత్సరాలు మాత్రమే ఉంటుంది. అందులో దాదాపు అంతా రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్లోనే గడిచిపోతుంది. హారిజాంటల్-బ్రాంచ్, అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ దశలు మొదటి దశ కంటే పదుల రెట్లు వేగంగా కొనసాగుతాయి.
నక్షత్రానికి సుమారు 0.2 నుండి 0.5 M☉ ఉంటే , [11] సుమారు M5V కంటే ముందున్న ఎర్ర మరగుజ్జులు, రెడ్ జెయింట్గా మారడానికి తగినంత ద్రవ్యరాశి ఉంటుంది. కానీ హీలియం సంలీనాన్ని ప్రారంభించడానికి తగినంత ద్రవ్యరాశి ఉండదు.[7] ఈ "మధ్యస్థ" నక్షత్రాలు కొంతవరకు చల్లబడి వాటి ప్రకాశాన్ని పెంచుకుంటాయి కానీ ఎర్ర-జెయింట్ శాఖ కొనను హీలియం కోర్ ఫ్లాష్ను ఎప్పటికీ సాధించవు. ఎర్ర-జెయింట్ శాఖ ఆరోహణ ముగిసినప్పుడు, అవి పోస్ట్-అసింప్టోటిక్-జెయింట్-బ్రాంచ్ నక్షత్రం వలె వాటి బయటి పొరలను విసిరివేసి, ఆపై తెల్ల మరగుజ్జుగా మారతాయి.
రెడ్ జెయింట్లుగా మారని నక్షత్రాలు
[మార్చు]చాలా తక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు పూర్తిగా సంవహనశీలంగా ఉంటాయి.[13][14] నక్షత్రం మొత్తంలో కేవలం ఒక చిన్న భాగం మాత్రమే హైడ్రోజన్గా మిగిలే వరకు, ఒక ట్రిలియన్ సంవత్సరాల వరకు హైడ్రోజన్ను హీలియంగా మార్చే ప్రక్రియను కొనసాగించవచ్చు.[15] ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రాల మాదిరిగానే, ఈ సమయంలో ప్రకాశం, ఉష్ణోగ్రత క్రమంగా పెరుగుతాయి. కానీ ఈ ప్రక్రియకు పట్టే సమయం కారణంగా, చివరికి ఉష్ణోగ్రత సుమారు 50%, ప్రకాశం దాదాపు 10 రెట్లు పెరుగుతుంది. చివరికి హీలియం స్థాయి ఎంతగా పెరుగుతుందంటే, నక్షత్రం పూర్తిగా సంవహనశీలంగా ఉండటం ఆగిపోతుంది. కేంద్రకంలో బంధించబడిన మిగిలిన హైడ్రోజన్ మరికొన్ని బిలియన్ సంవత్సరాలలో వినియోగించబడుతుంది. ద్రవ్యరాశిని బట్టి, హైడ్రోజన్ పొర దహనం సమయంలో ఉష్ణోగ్రత, ప్రకాశం కొంతకాలం పాటు పెరుగుతూనే ఉంటాయి, నక్షత్రం సూర్యుని కంటే వేడిగా, అది ఏర్పడినప్పటి కంటే పదుల రెట్లు ఎక్కువ ప్రకాశవంతంగా మారగలదు. అయినప్పటికీ అది సూర్యుని అంత ప్రకాశవంతంగా ఉండదు. మరికొన్ని బిలియన్ సంవత్సరాల తర్వాత, హైడ్రోజన్ పొర దహనం కొనసాగుతున్నప్పటికీ, అవి తక్కువ ప్రకాశవంతంగా, చల్లగా మారడం ప్రారంభిస్తాయి. ఇవి చల్లని హీలియం శ్వేత మరగుజ్జులుగా మారతాయి.[7]
చాలా ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు సూపర్జెయింట్లుగా అభివృద్ధి చెందుతాయి, ఇవి H–R రేఖాచిత్రంపై అడ్డంగా ముందుకు వెనుకకు కదిలే పరిణామ మార్గాన్ని అనుసరిస్తాయి. కుడి చివరన ఎర్ర సూపర్జెయింట్లను ఏర్పరుస్తాయి. ఇవి సాధారణంగా టైప్ II సూపర్నోవాగా తమ జీవితాన్ని ముగిస్తాయి. అత్యంత భారీ నక్షత్రాలు జెయింట్లు లేదా సూపర్జెయింట్లుగా అస్సలు మారకుండానే వోల్ఫ్-రాయెట్ నక్షత్రాలుగా మారగలవు.[16][17]
గ్రహాలు
[మార్చు]నివాసయోగ్యతకు అవకాశాలు
[మార్చు]సాంప్రదాయికంగా ఒక నక్షత్రం రెడ్ జెయింట్గా పరిణామం చెందడం వల్ల, దాని గ్రహ వ్యవస్థ నివాసయోగ్యం కాకుండా పోతుందని భావిస్తారు. అయితే, ఒక 1 M☉ నక్షత్రం రెడ్-జయింట్ బ్రాంచ్లోకి పరిణామం చెందే క్రమంలో దాని నుండి 2 ఖగోళ యూనిట్ల (AU) దూరంలో ఉన్న ప్రాంతంలో కొన్ని బిలియన్ల సంవత్సరాల పాటు జీవులకు ఆవాసయోగ్యంగా ఉంటుందనీ, 9 (AU) ల దూరంలో ఉండే ప్రాంతం సుమారు 100 మిలియన్ సంవత్సరాల వరకు నివాసయోగ్యంగా ఉంటుందనీ ఒక పరిశోధనలో తెలిసింది. బహుశా జీవం అభివృద్ధి చెందడానికి ఇది తగినంత సమయమే. రెడ్-జయింట్ దశ తర్వాత, ఆ నక్షత్రానికి 7-22 AU మధ్య మరో బిలియను సంవత్సరాల పాటు నివాసయోగ్యమైన మండలం ఉంటుంది. [18] తర్వాతి అధ్యయనాలు ఈ దృష్టాంతాన్ని మెరుగుపరిచాయి. 1 M☉ నక్షత్రం చుట్టూ అంగారకుడి కక్ష్య లాంటి కక్ష్యలో తిరిగే గ్రహం 10 కోట్ల సంవత్సరాల పాటూ, సూర్యుని నుండి శనిగ్రహం ఉన్నంత దూరంలో పరిభ్రమించే గ్రహం 21 కోట్ల సంవత్సరాల పాటూ నివాసయోగ్యంగా ఎలా ఉంటాయో ఈ అధ్యయనాలు చూపించాయి. గురు గ్రహం ఉన్నంత దూరంలో పరిభ్రమించే గ్రహాల నివాసయోగ్యత గరిష్ఠంగా 37 కోట్ల సంవత్సరాలు ఉంటుంది. అయితే, 0.5 M☉ నక్షత్రం చుట్టూ - బృహస్పతి, శని గ్రహాల కక్ష్యలకు సమానమైన కక్ష్యలలో పరిభ్రమించే గ్రహాలు 580 కోట్ల సంవత్సరాలు, 210 కోట్ల సంవత్సరాల పాటు నివాసయోగ్యమైన మండలంలో ఉంటాయి; సూర్యుని కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలకు, ఈ సమయాలు గణనీయంగా తక్కువగా ఉంటాయి.[19]
గ్రహాల విస్తరణ
[మార్చు]2023 నాటికి, భారీ నక్షత్రాల చుట్టూ అనేక వందల భారీ గ్రహాలను కనుగొన్నారు.[20] అయితే, ఈ భారీ గ్రహాల ద్రవ్యరాశి, సూర్యుడి లాంటి నక్షత్రాల చుట్టూ కనిపించే భారీ గ్రహాల ద్రవ్యరాశి కంటే ఎక్కువగా ఉంది. దీనికి కారణం భారీ నక్షత్రాలకు సూర్యుని కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉండటం కావచ్చు (తక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలు ఇంకా మెయిన్ సీక్వెన్స్ లోనే ఉంటాయి, ఇంకా జెయింట్లుగా మారవు). ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాలకు ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల గ్రహాలు ఉంటాయని భావిస్తున్నారు. అయితే, భారీ నక్షత్రాల చుట్టూ కనుగొనబడిన గ్రహాల ద్రవ్యరాశులకు నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశులతో సంబంధం ఉండదు; అందువల్ల, నక్షత్రాల రెడ్ జెయింట్ దశలో గ్రహాలు ద్రవ్యరాశిలో పెరుగుతూ ఉండవచ్చు. గ్రహం ద్రవ్యరాశిలో పెరుగుదల పాక్షికంగా నక్షత్ర గాలుల నుండి జరిగే ఎక్రీషన్ వలన కావచ్చు. అయితే, జెయింట్ నక్షత్రం గ్రహపు కక్ష్య దాకా వ్యాపించినప్పుడు, రోష్ లోబ్ ఓవర్ఫ్లో వలన నక్షత్రం నుండి గ్రహానికి ద్రవ్యరాశి బదిలీ జరగడం అనేది నక్షత్ర గాలుల కంటే చాలా పెద్ద ప్రభావం చూపుతుంది.[21] (బహుళ నక్షత్ర వ్యవస్థలలో ఇలాంటి ప్రక్రియే చాలా నోవాలు, టైప్ Ia సూపర్నోవాలకు కారణమని భావిస్తారు.)
ఉదాహరణలు
[మార్చు]మనవాళికి బాగా తెలిసిన ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలు చాలావరకు రెడ్ జెయింట్లే. ఎందుకంటే అవి ప్రకాశవంతంగా ఉంటాయి, మధ్యస్తంగా సాధారణంగా కనిపిస్తాయి. రెడ్ జెయింట్ శాఖకు చెందిన చర నక్షత్రం గాక్రక్స్ 88 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉన్న అతి సమీప M-తరగతి జెయింట్ నక్షత్రం. [22] K1.5 రెడ్ జెయింట్ శాఖ నక్షత్రం ఆర్క్టూరస్, 36 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది.[23]
రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్
[మార్చు]రెడ్-క్లంప్ జెయింట్స్
[మార్చు]అసింప్టోటిక్ జెయింట్ బ్రాంచ్
[మార్చు]- ρ పెర్సీ
- మీరా (ο Ceti)
- χ సిగ్ని
- రాసల్గేతి (α హెర్క్యులిస్)
రెడ్ జెయింట్గా సూర్యుడు
[మార్చు]సూర్యుడు సుమారు 500 కోట్ల సంవత్సరాలలో మెయిన్ సీక్వెన్స్ నుండి నిష్క్రమించి, రెడ్ జెయింట్గా మారడం ప్రారంభిస్తాడు.[26][27] రెడ్ జెయింట్గా, సూర్యుడు చాలా పెద్దదిగా పెరుగుతాడు (దాని ప్రస్తుత వ్యాసార్థం కంటే 200 రెట్లు ఎక్కువ ~215 R☉; ~1 AU ) అది బుధ, శుక్ర గ్రహాలనూ, బహుశా భూమిని కూడా కబళిస్తుంది. అది పెరుగుతున్నప్పుడు దాని ద్రవ్యరాశిలో 38% కోల్పోతుంది. ఆ తరువాత పరిమాణంలో కుంచించుకుపోయి తెల్ల మరగుజ్జుగా ఏర్పడుతుంది.[28]
మూలాలు
[మార్చు]- ↑ . "Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars".
- ↑ . "The growth of helium-burning cores".
- ↑ . "Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars".
- ↑ . "The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up".
- ↑ Deutsch, A. J. (1970). "Chromospheric Activity in Red Giants, and Related Phenomena". Ultraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations. Vol. 36. pp. 199–208. Bibcode:1970IAUS...36..199D. doi:10.1007/978-94-010-3293-3_33. ISBN 978-94-010-3295-7.
- ↑ (1975). "On the scale of photospheric convection in red giants and supergiants".
- ↑ 7.0 7.1 7.2 . "The End of the Main Sequence".Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
- ↑ 8.0 8.1 8.2 8.3 Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. pp. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
- ↑ "Stars". NASA Science Mission Directorate. 2012-03-16. Retrieved 2023-08-29.
- ↑ Tiago L. Campante; Nuno C. Santos; Mário J. P. F. G. Monteiro (3 November 2017). Asteroseismology and Exoplanets: Listening to the Stars and Searching for New Worlds: IVth Azores International Advanced School in Space Sciences. Springer. pp. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9.
- ↑ 11.0 11.1 . "Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008".
- ↑ . "The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump".
- ↑ . "On the magnetic topology of partially and fully convective stars".
- ↑ Brainerd, Jerome James (2005-02-16). "Main-Sequence Stars". Stars. The Astrophysics Spectator. Archived from the original on 2006-12-06. Retrieved 2006-12-29.
- ↑ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars". Retrieved 2006-12-29.
- ↑ (2007). "Physical Properties of Wolf-Rayet Stars".
- ↑ (12–16 July 2010). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective".
- ↑ Lopez, Bruno (2005). "Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?".
- ↑ Ramirez, Ramses M. (2016). "Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars".
- ↑ "Planetary Systems". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. Retrieved 2023-08-10.
- ↑ . "The properties of planets around giant stars".
- ↑ (May 2004). "Multiwavelength diameters of nearby Miras and semiregular variables".
- ↑ . "Carbon and oxygen isotopic ratios in Arcturus and Aldebaran. Constraining the parameters for non-convective mixing on the red giant branch".
- ↑ 24.0 24.1 (February 2019). "Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry: successes and shortcomings".Howes, Louise M.; Lindegren, Lennart; Feltzing, Sofia; Church, Ross P.; Bensby, Thomas (February 2019). "Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry: successes and shortcomings". Astronomy & Astrophysics. 622: A27. arXiv:1804.08321. Bibcode:2019A&A...622A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201833280. ISSN 0004-6361.
- ↑ . "K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity".
- ↑ Nola Taylor Redd. "Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun". space.com. Retrieved 20 February 2016.
- ↑ . "Distant future of the Sun and Earth revisited".
- ↑ Siegel, Ethan (8 February 2020). "Ask Ethan: Will The Earth Eventually Be Swallowed By The Sun?". Forbes (in ఇంగ్లీష్). Retrieved 12 March 2021.